\section{La Teor\'ia de la Nebulosa Protosolar (The solar nebula disk model)}
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En este cap\'itulo se describe dicha teor\'ia que explica como los sistemas solares son formados a partir de una nebulosa de gas y polvo primordial. Como  la fuerza de gravedad act\'ua sobre peque\~nos objetos {\em planetesimos} provocando el impacto de unos con otros, lo que favorece la constituci\'on gradual de estructuras cada vez mayores que evolucion\'aron y dieron lugar a los {\em embriones planetarios}. En cada regi\'on del disco comienza a dominar un solo gran embri\'on (protoplaneta). Estos son los cuerpos mas grandes que terminan atrayendo los fragmentos m\'as peque\~nos, de forma que barren todo lo que van encontrando en su \'orbita al ir colisionando con ellos.  La algoremaci\'on de estos cuerpos mediante impactos sucesivos  permiti\'o m\'as tarde la aparici\'on de los planetas y sat\'elites. Adem\'as las colisiones entre dichos cuerpos establecieron la composici\'on rocosa y gaseosa de los planetas. 

\subsection{La Nebulosa Protosolar}
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La teor\'ia de la nebulosa protosolar sostiene que el Sol se form\'o a partir del colapso gravitacional de  un fragmento de nube molecular gigante de varios a\~nos luz de di\'ametro. Deb\'ido a la conservaci\'on del momento angular, la nube presolar empieza a girar m\'as r\'apido conforme colapsa y se enfr\'ia. El material  dentro de la nube se comienza a condenzar incrementando la colisi\'on de las part\'iculas y la energ\'ia cin\'etica se convierte en calor. De esta manera la zona central en la que se acum\'ula la mayor parte de la masa se calienta mucho m\'as r\'apido que la regi\'on externa. La competici\'on entre gravedad, pres\'ion del gas, los campos magn\'eticos, y la rotaci\'on da lugar a la contracci\'on de la nube en un disco protoplanetario de unas 200 AU de di\'ametro. \\
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En el centro del disco se forma entonces,  una protoestrella densa y caliente.  En un peri\'odo de unos 50 millones de a\~nos, la temperatura y la densidad en el n\'ucleo de la protoestrella aumentan de manera sosteniada hasta que el hidr\'ogeno comienza a fusionarse, lo que marca la entrada del Sol en su primera fase de existencia, la {\em la secuencia principal}. Mayor informaci\'on acerca de la formaci\'on de estrellas es revisada en \cite{shu}. La evoluci\'on de discos protoplanetarios es mostrada en \cite{lin}, \cite{cameron}, \cite{boss}, y \cite{ruden}. Informaci\'on m\'as detallada puede ser encontrada en libro de  \cite{levy} {\em Protostars and Planets III}.\\
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Los planetas se forman entonces a partir del disco protosolar remanente que orbita  alredededor de la nueva estrella reci\'en formada a trav\'es de un mecan\'ismo conocido como acrec\'ion. Las part\'iculas del gas colisi\'onan  entre s\'i de manera in\'elastica formando agregados cada vez mayores. En cuanto alcanzan tama\~nos  lo suficientemente grandes su atracci\'on gravitatoria favorece su acumulaci\'on. Esto da lugar a objetos que rondan los 5 kil\'ometros de d\'iametro  denominados  {\em planetesimales}.  Los cuales incrementan gradualmente su tama\~no al colisionar entre s\'i y con objetos m\'as peque\~nos, creciendo a un ritmo de varios cent\'imetros al a\~no a lo largo de varios millones de a\~nos. Ver Figura \ref{fig:fig3.0}. Los cometas y los asteroides se cree que son planetesimales sobrantes de  la  formaci\'on del sistema solar.  

\begin{figure}[t]
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\includegraphics[width=300pt]{figs/planetesimos.jpg}
\caption{Estrella j\'oveb t\'ipica de dos salidas, conocida por ser una protoestrella binaria, con un disco solar de un r\'adio de aproximadamente 10 AU y una masa de unos 0.05 masas solares. \cite {snell}, \cite{boss2}. Se puede Observar a grandes razgos como esta formado un disco de acreci\'on y las proporciones del mismo respecto a la protoestrella.}
\label{fig:fig3.0}	
\end{figure}

\subsection{Planet\'esimos}
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Una definici\'on formal sobre planet\'esimos es presentada a continuaci\'on:\\
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\begin{center}
{\em ''Los planetesimales son objetos  s\'olidos, que surgen durante el proceso de acresi\'on planetaria, cuya fuerza interna es dominada por su propia gravedad y cuyas din\'amicas orbitales no son significativamente afectadas por la fricci\'on del gas. Esto corresponde  con un tama\~no aproximado de un 1 kilometro en la nebulosa solar''}.
\end{center}
Este t\'ermino tambi\'en es usado actualmente para nombrar a cometas, meteoritos y cuerpos similares. Tambi\'en es sabido que los cuerpos m\'as peque\~nos que los planetesimos caen en un {\em Movimiento Bowniano} en el gas lo que origina las colisiones y permite el pegado entre ellos.  Muchos planetesimos  eventualmente se rompen en colisiones violentas tales como 4 Vesta \cite{vesta} y 90 Antiopia \cite{antiopia} , solo unos cuantos sobrevivenn para continuar creciendo y convertirse en planetas.\\
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Hace cerca de los 3.8 billones de a\~nos despu\'es del periodo de intenso bombardeo muchos de los planet\'esimos  fueron eyectados fuera del sistema solar. Lo que actualmente forma  la {\em Nube de Oort}, o colision\'aron, debido a su gran fuerza gravitacional, con los planetas gigantes tales como Jupiter y Neptuno.  Algunos fueron capturados como lunas tales como las lunas de Marte,  Phobos y Deimos,  y otros muchos como lunas de los planetas gaseosos gigantes.\\
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Cuatro etapas son descritas en la creaci\'on de planetesimales. La etapa inicial es la condensaci\'on de part\'iculas de polvo del gas de la nebulosa solar al disminuir su temperatura. Estas  part\'iculas de polvo se sit\'uan en un disco muy delgado el cual es gravitacionalmente inestable, ubicado en el plano central, en un tiempo aproximado de 10000 a\~nos \cite{weiden}. \cite{chambers}. Ver figura \ref{fig:fig3.1} y \ref{fig:fig3.2}. Una primera generaci\'on de planetesimos, quienes tienen un rango de radio no mayor a 100 metros, son formados del disco de polvo por el  colapso gravitacional directo de densidades s\'olidas. El disco resultante, compuesto por la primera generaci\'on de planetesimales contin\'ua siendo inestable, y los planetesimos son agrupados en cl\'usters que contienen aproximandamente 10000 elementos.\\
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En la escala de unos pocos miles de a\~nos, la contracci\'on de estos planetesimos forman una segunda generaci\'on de planetesimales que tienen un radio de unos 5 kilometros. Dichos planetesimos siguen colisionando de manera directa hasta llegar a tener el tama\~no de un {\em protoplaneta}  el cual ya tendr\'a una  gravedad propia y un tama\~no de unos 100 kilometros de di\'ametro.\cite{goldreich}, \cite{santamaria}. Cabe destacar que todos los planetesimos y el polvo se encuentran bajo la influencia del  viento solar generado por acci\'on de la {\em photoevaporation} causada por los rayos ultravioletas del Sol.\\

\begin{figure}[t]
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\includegraphics[width=250pt]{figs/planetesimos1.jpg}
\caption{Los granos de polvo se sit\'uan lentamente en el plano central de la nebulosa debido al componente vertical de la gravedad solar. Esto forma una capa s\'olida y muy rica en minerales. \cite{chambers}}
\label{fig:fig3.1}
\end{figure}

\begin{figure}[t]
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\includegraphics[width=250pt]{figs/planetesimos2.jpg}
\caption{El viento solar, el cual escapa por acci\'on de la  {\em photoevaporation} por los rayos ultravioletas, genera una fricci\'on en la capa generada, lo cual hace que esta tenga una contextura consistente. \cite{chambers}}
\label{fig:fig3.2}
\end{figure}

\subsection{Formaci\'on de los embriones planetarios, Acreci\'on Gravitacional}
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Esta etapa inicia cuando la mayor cantidad del material s\'olido a sido formado en planetesimos de pocos kil\'ometros de di\'ametro. Como esos cuerpos ya han sido formados es poco importante su tama\~no, lo que importa es que los cuerpos sean lo suficimiente grandes gravitacionalmente para perturbar  a sus vecinos m\'as cercanos. Las colisiones entre dichos cuerpos conllevan a la acreci\'on a menos que la velocidad del impacto sea mas alta  que velocidad de atracci\'on gravitacional del objetivo, o el impacto se de con un angulo de incidencia. \cite{benz}, \cite{leinhardt}. \\
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Un planetesimal acrece de sus hermanos en una taza que depende del n\'umero de objetos por unidad de vol\'umen y la velocidad del planetesimal velocidad relativa $V_{rel}$  a los otros objetos. Si la $V_{rel}$ es alta, un planetesimal colisiona solo con los objetos que pasan directamente en frente de \'el. Si la $V_{rel}$ es peque\~na, la gravedad del planetesimal atraer\'a el material m\'as distante  hacia s\'i mismo. Este {\em foco gravitacional} incrementa la fecuencia de las colisiones. No tan a menudo, los planetesimos pasan sin colisionar, pero su trayectoria se ve cambiada por la interacci\'on de las gravedades. El efecto acumulativo  de muchos encuentros cercanos determina la velocidad  del planetesimal relativa a otros  objetos en la nebulosa. Cuerpos muy grandes tienden a tener velocidades cortas  y viceversa, este estado se le denomina {fricci\'on din\'amica}. Ver Figura \ref{fig:fig3.3}. Todo sucede mientras la fricci\'on del gas realiza esfuerzos para determinar las \'orbitas de los planetesimos siendo estas circulares y coplanares, reduciendo la $V_{rel}$.\\
\begin{figure}[t]
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\includegraphics[width=250pt]{figs/planetesimos3.jpg}
\caption{Los cuerpos grandes tienden a tener una velocidad relativa baja como resultado de los n\'umerosos encuentros gravitacionales. Cuando cuerpos muy largos pasan cerca de otros sus trayectorias son centradas  por su atracci\'on gravitacional. Los cuerpos peque\~nos vuelan tan r\'apido que no son afectados por su atracci\'on mutua y por ende crecen mas r\'apidamente. \cite{chambers}}
\label{fig:fig3.3}
\end{figure}
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Inicialmente los plant\'esimos dev\'oran  vorazmente objetos peque\~nos. Conforme estos van creciendo la velocidad $V_{rel}$ va disminuyendo y el foco gravitacional se vuelve muy efectivo. Los cuerpos mas grandes son denomidandos {embriones planetarios}, aquellos que crecieron m\'as r\'apidamente que otros en un proceso llamado {crecimiento descontrolado}. Este crecimiento descrontrolado disminuye cuando los embriones planetarios se vuelven cerca de 100 veces m\'as masivos que un planetesimo t\'ipico.  Es entonces que las perturbaciones gravitacionales propias del planet\'esimo determinan la $V_{rel}$  antes que las perturbaciones de los otros planet\'esimos \cite{ida}. \\
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La acreci\'on entra entonces en un r\'egimen autoregulado llamado {\em crecimiento olig\'arquico}. Los planet\'esimos contin\'uan creciendo m\'as que otros plan\'etesimos. Pero los embriones en regiones vecinas del disco son forzados a crecer a una taza similar. Cada vez que un embri\'on se vuelve m\'as codicioso, los eventos conspiran para permitir a todos los embriones cercanos el alcanzarlo. Mientras m\'as masivo se vuelva un embri\'on, perturba mas fuertemente a los planet\'esimos cercanos aumentado de este modo la $V_{rel}$ de estos. Entonces el foco gravitcaional es reducido y los embriones crecen mas lentamente de lo que lo har\'ia un embri\'on peque\~no. \\
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Como en toda oligarqu\'ia, cada embri\'on marca una regi\'on de influencia, o {\em zona de alimentaci\'on} en el disco. Una zona de alimentaci\'on es una regi\'on anular de un acho de 0.001 AU. Una combinaci\'on de fricci\'on din\'amica y ocasionales interacciones gravitacionales entre embriones vecinos act\'uan para mantener esos cuerpos   ampliamente espaciados. Cada embri\'on crece de su zona de alimentaci\'on, dando a los embriones composiciones qu\'imicas distintas. El crecimiento olig\'arquico tiene una duraci\'on de  0.1  a 1 millon de a\~nos. Desde el tiempo cuando los planetesimos aparecen en grandes cantidades. \cite{thommes} , \cite{weiden2}.  Esta etapa termina cuando el n\'umero de planet\'esimos disminuye tanto que  ellos no pueden contener m\'as las acci\'ones de los embriones.  Con la muerte de los planet\'esimales, la fricci\'on din\'amica se apaga.  Los embriones se alejan m\'as all\'a de sus zonas de alimentaci\'on y de  los colapsos mencionados  anteriormente. Entonces los cuerpos comienzan a interactuar fuertemente y chocan entre s\'i. La acreci\'on de los planetas ahora entra en una larga fase terminal llamada { \em acreci\'on  catacl\'ismica}.\\
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\subsection{De embriones a planetas, Acreci\'on Catacl\'ismica}
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La etapa final de la acreci\'on planetaria envuelve unas cuantas docenas de embriones comparadas con la masa Luna o Marte (0.01 - 0.1 de la masa de la Tierra). Perturbaciones gravitacionales entre los embriones incrementan sus velocidades relativas.  El foco gravitacional se vuelve d\'ebil y la taza de acreci\'on decrece dram\'aticamente. Con el tiempo, los embriones se dispersan entre s\'i hacia el interior o el exterior, y el orden radial establecido durante el crecimiento olig\'arquico se combina.  Los planetas finales son una mixtura de material de una amplia regi\'on de la parte interior de la nebulosa. Aun cuando cada planeta se alimenta m\'as del material de su zona local la mixtura es diferente para cada planeta \cite{chambers2} Ver Figura \ref{fig:fig3.4}. Por ejemplo la Tierra  y Venus esta compuestos por una docena o m\'as de embriones planetarios, sin embargo Marte y Mercurio contienen material de unos pocos. \\
\begin{figure}[t]
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\includegraphics[width=300pt]{figs/planetesimos4.jpg}
\caption{Resultados de simulaciones numericas de la etapa final del proceso de acreci\'on de los planetas interiores. Se muestran dos simulaciones realizadas en  \cite{chambers3}. Para esto se divide la nebulosa en cuatro zonas diferentes de material, los cuadros de pie representan a los planetas y estos estan en proporci\'on con su r\'adio. En cada cuadro se muestra la cantidad de material  diferente en cada planeta, lo cual nos sirve como prueba resultante del proceso de acreci\'on cataclismica. \cite{chambers}}
\label{fig:fig3.4}
\end{figure}
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Tras este peri\'odo solamente sobrevivir\'an aquellos que ser\'an los planetas finales que orbiten a la estrella  central (Sol). Una explosi\'on, que l\'impia de todo tipo de impurezas al sistema, es generada al final de la creaci\'on de la estrella central. Creandose la act\'ual {Nube de Oort}. Esta \'ultima etapa es altamente {\em ca\'otica}. Dependiendo del resultado indivual de eventos tales como si un encuentro cercano entre dos embriones resulta en una colisi\'on de los mismos. La escala de tiempo depende en si la nebulosa de gas sigue presente.  En presencia de una nebulos de gas con masa m\'inima, la Tierra puede haber sido formada en solo 5 millones de a\~nos \cite{hayashi}. En la ausencia de cantidades significantes de gas, la Tierra tomar\'ia aproximadamente 100 millones de a\~nos en formarse, seg\'un simulaciones numericas en el trabajo presentado en \cite{chambers3},\cite{agnor}. Los planetas interiores acrecier\'on de planetesimos que actualemente se encuentran  en el  {\em cintur\'on de asteroides}. Estos planetesimos tienen una configuraci\'on diferente a aquellos formados cerca del Sol.  Cabe destacar que el cint\'uron de asteroides es  una fuente importante  de agua y otros materiales vol\'atiles que ahora existen en la Tierra \cite{morbidelli}. \\
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Durante esta etapa algunos embriones caen al Sol despu\'es de perderse en el cintur\'on de asteroides.  Colisiones a alta velocidad entre embriones conllevan a la fragmentaci\'on de los mismos. estas velocidades son mucho m\'as altas cerca de Sol. Lo cual convirt\'io a Mercurio en  blanco de m\'ultiples impactos,  explicando adem\'as su tama\~no. Una fracci\'on de colisiones entre embriones eyectan una cantidad sustancial de material dentro de una orbita alrededor del nuevo objeto formado \cite{agnor}. Por ejempo , la Luna fue formada a partir de los escombros que orbitaban la tierra despu\'es de que esta sufriera el impacto de un embri\'on del tama\~no de Marte \cite{canup}.\\

